Question

Напишите методы и особенности наблюдения за пульсирующими переменными звездами.

Answer 1

Метод Аргеландера.

Метод известен с конца XVIII века, когда немецкий астроном Ф. Аргеландер предложил достаточно простой и надежный способ оценки блеска с использованием степеней. За степень принимают минимальную разность в блеске двух звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. Только у начинающего наблюдателя «степень» колеблется, а со временем становится стабильной. В среднем одна степень соответствует 0,1m - 0,2m и является некоторой мерой чувствительности нашего глаза.

Блеск переменной определяют относительно группы звезд сравнения, отмеченной на вашей поисковой карте. Их необходимо уверенно отождествить в поле зрения бинокля или телескопа. Переменную звезду обозначают буквой V (variable), а звезды сравнения - a, b, c … в порядке уменьшения их блеска. Не забывайте фиксировать дату и время каждого сравнения.

Предположим, что Вы сравниваете постоянную звезду «а» с переменной V. Вначале присматриваемся к блеску каждой из них. Сравнение существенно затрудняется, если звезды a и V заметно различаются по цвету. Если количество степеней окажется больше 5, то необходимо использовать другую звезду сравнения, т.к. чем больше количество степеней, тем привязки становятся более нелинейными и точность сравнения падает.

Если в момент сравнения звезды a и V Вам кажутся одинаковыми по яркости, то в журнал записывают a = V. Если же звезда a ярче V на едва уловимую Вашим глазом величину, т.е. 1 степень, то в журнал заносят a1V. При более значительном различии в блеске записывают a 2 V или a 3 V и т.д.

Аналогично проводится сравнение, если другая звезда «b» слабее V.

Метод Пикеринга

Этот метод открыт в конце XIX века американским профессором астрономии Э.Ч. Пикерингом. Он основан на линейной интерполяции, т.е. нахождении промежуточного значения линейно меняющейся функции, когда известны ее значения в конечных точках интервала.

В этом случае блеск переменной звезды V также сравнивают с двумя звездами сравнения a и b, причем одна из них ярче, а вторая слабее переменной в момент сравнения. Интервал блеска между звездами сравнения условно делят на 10 частей.

После этого наблюдатель интерполирует блеск V, наблюдая попеременно 3 звезды: a, b и V.

Если при сравнении переменной V со звездой а Вы зафиксировали, что звезда V слабее на три десятых интервала a – b, то запиывают a3V7b, т.е. V ярче b на 0,7 интервала и слабее а на 0,3 интервала.

В общем виде anVmb, где n+m=10. Также возможны оценки a=V или V=b.

Метод Нейланда – Блажко

Метод открыт в XX веке голландским астрономом А.А. Нейландом и советским астрономом С.Н. Блажко. Метод является комбинированным. Содержит положительные стороны методов Аргеландера и Пикеринга.

При наблюдении используют 2 звезды сравнения, но делят интервал блесков звезд не на 10 частей, а на такое количество степеней, которое реально может оценить наблюдатель.

Если у наблюдателя сложилось впечатление, что переменная V на 2 степени слабее звезды сравнения "а" и в свою очередь она ярче “b” на 3 степени, то записывают a2V3b.

Answer 2

Наблюдение за пульсирующими переменными звездами является важной областью астрономического исследования. Эти звезды меняют свою яркость и/или спектральные характеристики во времени из-за физических процессов, происходящих в их внутренних слоях. Ниже приведены методы и особенности наблюдения за пульсирующими переменными звездами:

Методы наблюдения:

1. Фотометрия: Измерение изменений в яркости звезды с течением времени с помощью фотометрических наблюдений. Обычно используются фотометрические фильтры, чтобы измерить изменения в различных цветовых диапазонах.

2. Спектроскопия: Анализ изменений спектральных линий в спектрах звезды, что позволяет выявить изменения в скорости движения звезды (доплеровские сдвиги) и характеристики ее атмосферы.

3. Интерферометрия: Использование интерферометрии для измерения изменений в размерах и форме звезды в результате ее пульсаций.

4. Таймлипс-наблюдения: Наблюдения с длительными экспозициями, которые могут выявить незаметные изменения в яркости звезды.

Особенности наблюдения:

1. Долгосрочные наблюдения: Пульсации переменных звезд часто имеют долгосрочный характер, и наблюдения должны продолжаться на протяжении многих недель, месяцев или даже лет.

2. Мультифильтровые наблюдения: Использование нескольких фильтров позволяет получать информацию о пульсациях в различных цветовых диапазонах, что может помочь в определении физических параметров звезды.

3. Калибровка: Важно иметь хорошую калибровку для точных измерений яркости. Для этого используются сравнительные звезды и стандартные источники.

4. Сети наблюдений: Сотрудничество между астрономами и использование глобальных сетей телескопов позволяют более полно и надежно наблюдать пульсирующие переменные звезды в разных частях неба.

5. Анализ данных: После сбора данных требуется их анализ, включая периодограммы, моделирование пульсаций и интерпретацию результатов.

6. Классификация: Пульсирующие переменные звезды подразделяются на различные классы в зависимости от характеристик их пульсаций, такие как Cepheid переменные, RR Лиры, Mira переменные и др.

7. Важность долгосрочных данных: Пульсации переменных звезд могут быть использованы для определения расстояний до удаленных звезд и галактик, а также для изучения структуры и эволюции звезд и вселенной в целом.

Наблюдения за пульсирующими переменными звездами играют ключевую роль в астрофизике и космологии, и их анализ помогает расширить наши знания о Вселенной.